АТМОСФЕРЫ ЗВЁЗД
внешний
слой звёзд, в котором происходит образование спектра их излучения. Различают
собственно атмосферу - слой, в к-ром возникает линейчатый спектр, и более
глубокую фотосферу, дающую непрерывный спектр; однако резкой границы между
ними нет. Под фотосферой, свечение к-рой определяет блеск звезды, находятся
недоступные наблюдениям глубинные слои звезды, содержащие источники энергии.
Через фотосферу энергия переносится в основном лучеиспусканием. Для звёзд
с постоянным блеском излучение каждого элементарного объёма фотосферы происходит
за счёт поглощаемой им лучистой энергии (лучистое равновесие). Построение
моделей А. з. (вычисление распределения плотности, давления, темп-ры и
др. физ. характеристик атмосферы по глубине) позволяет теоретически рассчитать
распределение энергии в непрерывном и линейчатом спектре звезды. Сравнение
тео-ретич. и наблюдаемого спектров для звёзд различных классов является
критерием правильности положенных в основу теории предположений. Осн. сведения
о звёздах (хим. состав, движения в атмосфере, вращение, магнитные поля)
получены на основе изучения их спектров.
Один из важнейших параметров
теории А. з.- коэффициент поглощения звёздного вещества, т. к. он определяет
гео-метрич. глубину фотосферы. Для горячих звёзд осн. роль играет поглощение
лучистой энергии атомами водорода (для очень горячих добавляется поглощение
гелием и рассеяние свободными электронами), в атмосферах холодных звёзд
- отрицательными ионами водорода. Хим. состав внешних слоев А. з. определяют
сравнением наблюдённой и теоретической (полученной методом кривой роста
или из модели А. з.) эквивалентной ширины линий поглощения (т. е. ширины
соседнего с линией участка непрерывного спектра, энергия к-рого равна энергии,
поглощённой в линии). Наиболее распространённые элементы - водород и гелий;
за ними - углерод, азот, кислород. Число атомов всех металлов составляет
примерно одну десятитысячную числа атомов водорода. К 60-м гг. 20 в. подробно
рассчитаны звёздные модели всех спектральных классов, к-рые в общем хорошо
объясняют их наблюдаемые спектры. В общих чертах хим. состав А., з. одинаков,
однако наблюдаются существенные отклонения, связанные как с особым состоянием
атмосфер (магнитные звёзды, тесные двойные звёзды), так и с реальными различиями
в хим. составе (красные звёзды-гиганты, металлич. "гелиевые", "бариевые"
и "литиевые" звёзды и др.),< вероятно, вызванными эволюционными процессами.
Такие звёзды и звёздные группы изучают особенно интенсивно.
Лит.: Мустель Э. Р., Звездные
атмосферы, М., 1960; Аллер Л., Распространенность химических элементов
[во вселенной], пер. с англ., М., 1963; Звездные атмосферы, пер. с англ.,
М., 1963; Теория звездных спектров, М., 1966; С о б о л е в В. В., Курс
теоретической астрофизики, М., 1967.
А. Г. Масевич.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я